Cómo se genera la energía en el Sol

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Mientras nos esforzamos por controlar y explotar la fusión nuclear, en el cosmos se está dando este proceso continuamente, de manera natural, y nos ha estado proporcionando energía desde que la Tierra empezó a existir.

Toda la energía que recibimos del Sol es generada en su centro por reacciones de fusión que están “quemando” el hidrógeno, su principal componente, y lo convierten en helio y otros elementos más pesados.

Por ello es justo dedicarle un espacio a la descripción del proceso de generación de la energía en el Sol, que es igual al de todas las estrellas, como ejemplo vivo de lo que es capaz de hacer la fusión por nosotros.

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Aunque ahora es un hecho bien conocido y aceptado que la fuente de energía del Sol es la fusión nuclear, a principios de siglo todavía era un enigma el mecanismo que mantenía brillando a las estrellas. La única fuente de energía que podía esperarse que explicara la gran cantidad de calor y luz radiada por las estrellas era la contracción gravitacional. Si imaginamos que una estrella se ha formado por la acumulación gradual de materia que ha sido atraída desde grandes distancias, es claro que cada elemento de masa tendrá una gran velocidad al llegar a la estrella debido a las fuerzas de atracción gravitacionales. Su energía cinética se convertirá en calor al chocar con la estrella, y terminará teniéndose una gran masa de temperatura muy elevada. Cuando ya no existe acumulación de materia, la estrella seguirá radiando su energía, y a medida que se vaya enfriando se irá contrayendo, con lo que ganará más energía de la gravedad. La máxima energía que puede radiar por este proceso es su energía potencial gravitacional, que, aunque es muy grande, sólo sería suficiente para mantener al Sol brillando por unos veinte millones de años.

Puesto que se sabe que la edad del Sol es de aproximadamente 5.000.000.000 años, no se puede aceptar que su fuente de energía sea gravitacional. Después del descubrimiento de la equivalencia entre masa y energía por Einstein, en la segunda década de este siglo (la famosa E=mc2), se empezó a especular sobre la posibilidad de que la conversión de hidrógeno en helio fuera la fuente de energía, debido al déficit de masa que tiene el helio en relación a la masa por separado de los dos protones y los dos neutrones que lo forman.

Si todo el hidrógeno de una estrella del tipo del Sol se transformara en helio y la diferencia de masa se convirtiera en energía, ésta sería suficiente para mantenerla caliente por 10.000.000.000 de años. Lo que todavía no quedaba claro era el tipo de procesos nucleares que podrían permitir la conversión de protones en núcleos de helio. No fue sino hasta el final de la década de los años treinta que se aclaró la naturaleza de las reacciones nucleares, base de la fusión estelar.

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La fusión nuclear no sólo permite que una estrella pueda permanecer brillando durante miles de millones de años sino que también es la causa de la existencia de todos los elementos que constituyen la materia, además del hidrógeno.

Actualmente se cree que el hidrógeno era el principal componente del Universo después de su formación en la Gran Explosión (el Big Bang). Bajo ciertas condiciones, los átomos de hidrógeno se asocian en nubes densas, o protoestrellas, que se empiezan a contraer por la acción de su propia fuerza gravitacional.

La contracción continúa hasta que la presión y la temperatura en el centro de la protoestrella son tan elevadas que se inicia un proceso autosostenido de reacciones termonucleares, en las que se combinan núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio. La estrella permanece encendida hasta que se consume la mayor parte del hidrógeno, y entonces se contrae gravitacionalmente otra vez, hasta que su centro se calienta lo suficiente como para que el helio se fusione para formar elementos más pesados. El proceso de agotamiento de los combustibles, y las contracciones, continúa, pasando por varios ciclos, cada uno de menor duración que el anterior.

Se sabe que el Sol se encuentra en la primera etapa de combustión nuclear, y que se halla aproximadamente a la mitad de su vida. En esta etapa, como todavía no existen neutrones, se tienen que fusionar cuatro protones (núcleos de hidrógeno) para crear núcleos de helio, y en el proceso dos protones se deben convertir en dos neutrones.

A este mecanismo de conversión de protón en neutrón se le llama decaimiento beta, y va acompañado de la emisión de un electrón positivo (o positrón) y de un neutrino, que es una partícula que no tiene masa ni carga y por lo tanto casi no interactúa con la materia. La energía que se libera al formarse un núcleo de helio es de unos 25 MeV, que corresponde a la diferencia de masa entre cuatro protones y un núcleo de helio más dos positrones. Esta energía aparece en forma de energía cinética de las partículas del gas y como radiación (o fotones, que son las partículas de luz o energía radiante en general). Toda la energía, finalmente, se difunde hacia la superficie del Sol donde escapa al exterior en forma de luz y de otras radiaciones.

La clase de reacciones de fusión que se da en el interior del Sol es muy diferente de las que se utilizan en los plasmas de laboratorio. La razón es que las condiciones físicas son distintas en cada caso. En el centro del Sol las densidades son sumamente elevadas, lo que permite que se den reacciones que, a las densidades alcanzadas en el laboratorio, no son posibles. Además, el combustible de que se dispone no es el mismo, ya que el tritio no se encuentra de manera natural, y por lo tanto la reacción de fusión más fácil de lograr no puede darse en el Sol. El combustible inicial de una estrella como el Sol lo constituyen, esencialmente núcleos de hidrógeno, o sea, protones, y de alguna manera hay que combinar cuatro protones para formar helio. Este proceso puede darse por medio de dos mecanismos: uno es conocido como la cadena protón-protón, y el otro es el ciclo del carbono.

En las estrellas de poca masa, como el Sol, se piensa que el mecanismo dominante de generación de la energía es la cadena protón-protón. Ésta comienza cuando dos protones se fusionan para formar deuterio, liberando un positrón y un neutrino, que son resultado del decaimiento beta de un protón en un neutrón; este primer paso lo escribimos como:

p + p ® 2D + e+ + v

donde el neutrino se representa por v. Una vez formado el deuterio puede reaccionar con otro de los protones del medio para formar un núcleo del isótopo ligero del helio, 3He, acompañado por la emisión de un fotón de rayos g (gamma):

2D + p ® He +l

Con la presencia del helio-3 puede haber varias posibles reacciones de fusión, de las cuales, la que ocurre el 91% de las veces es la que combina dos núcleos de helio-3 para formar uno de helio-4 y dos protones:

3 He + 3He ® 4 He + 2p

Como para formar cada núcleo de helio-3 se utilizaron tres protones, se están consumiendo seis protones en esta reacción, pero se recuperan dos. Por lo tanto el efecto neto de la cadena de protón-protón es fusionar cuatro protones para formar helio y liberar la energía correspondiente al gran déficit de masa. También se obtiene el mismo resultado con la siguiente secuencia de eventos, que ocurre el 9% de las veces:

3He + 4He ® 7Be +l
7Be + e- ® 7 Li + v
7Li + p ® 4He + 4He

Aquí se utiliza un núcleo de helio-4 como catalizador —pues se recupera al final— que al fusionarse con un núcleo de helio-3 produce un isótopo ligero del berilio y un fotón; posteriormente el berilio absorbe un electrón para convertirse en litio, por un proceso que es una variedad del decaimiento beta, emitiéndose un neutrino; finalmente el litio se fusiona con un protón, que sumado a los tres usados para formar helio-3 suman cuatro, dando lugar a un nuevo núcleo de helio-4 más el que empezó.

En estrellas de gran masa, la energía liberada por la cadena protón-protón no es suficiente para mantener la presión interna, así que las estrellas se contraen, aumentando entonces su temperatura central hasta que comienza el ciclo del carbono. Este proceso, también llamado ciclo CNO, por ser los elementos que intervienen (carbono, nitrógeno y oxígeno), empieza con un núcleo de carbono que al final del ciclo se regenera y por lo tanto actúa como si fuera un catalizador. El efecto neto del ciclo del carbono es el mismo que el de la cadena protón-protón, es decir, toma cuatro protones del medio y forma una partícula a (el otro nombre de un núcleo de helio). Por supuesto que para que este mecanismo pueda darse es necesaria la presencia del carbono, el cual tuvo que haberse formado previamente, y por ende no puede haber operado cuando casi toda la materia era hidrógeno. El ciclo completo se muestra en la figura 32. Primero el carbono (12 C) se fusiona con un protón para formar nitrógeno ligero (13N) y radiación g, y después este núcleo experimenta decaimiento beta emitiendo un: positrón y un neutrino para dar lugar a un isótopo pesado del carbono (13C). La fusión de éste con un segundo protón produce un núcleo de nitrógeno (14N) y un fotón y, que es estable y no decae, pero puede fusionarse con un tercer protón para dar oxígeno ligero (15O). Este núcleo es inestable y decae en un isótopo pesado del nitrógeno (15N) más un positrón y un neutrino, que como ya sabemos son producto del decaimiento beta. Por último, se produce la fusión del núcleo de nitrógeno con un cuarto protón, dando como resultado un núcleo de carbono igual al que inició el ciclo y una partícula a.

El ciclo del carbono es el cual un núcleo de carbono reacciona sucesivamente con cuatro protones, transformándose en cada paso, para finalmente dar lugar a un núcleo de helio-4 y restablecer el carbono inicial. Así, el carbono actúa como catalizador de la reacción 4p ®4He.

La potencia liberada por el proceso de fusión en los dos mecanismos tratados aumenta como función de la temperatura, pero en la cadena protón-protón el aumento es mucho más lento, de modo que a altas temperaturas siempre domina el ciclo del carbono. La temperatura del centro del Sol corresponde justo al punto de transición de uno a otro mecanismo. Vale la pena mencionar que la potencia por unidad de volumen liberada por estas reacciones es muy baja comparada con la que se que se prevé para un reactor de fusión. 10-6 Watts/ cm3 en el primer caso, contra varios Watts/ cm3 para un reactor de D-T. Es sólo por el gran volumen que interviene en la fusión que la energía emitida por el Sol es enorme. Las estrellas funcionan como reactores muy moderados, pero es precisamente por eso que pueden subsistir por tanto tiempo. Si en el Sol se tuvieran reacciones de deuterio-tritio como base de su combustión, el alto nivel de reactividad hubiera hecho que se consumiera el combustible desde hace mucho tiempo, liberando cantidades colosales de energía. De ser así, los planetas hubieran sido quemados y no habría vida en su alrededor.

La combustión de hidrógeno que producen la cadena protón-protón y el ciclo del carbono ocurre a temperaturas de unos diez millones de grados Kelvin (1-2 keV). Las etapas posteriores aparecen al irse elevando la temperatura como resultado de contracciones sucesivas de la estrella. Así, la combustión de helio tiene lugar a 10 8 °K, la combustión de carbón aparece cuando se llega a 5 x 10 8 °K, y la combustión de oxígeno comienza al rebasar 1.5 x 109 °K. Con el paso de las diferentes etapas se van generando elementos cada vez más pesados, que sólo son parcialmente quemados durante las combustiones subsecuentes, así que quedan presentes en la estrella. Este es el principal mecanismo de lo que se llama la síntesis de los elementos, y es como se cree que han llegado a formarse todos los que ahora conocemos. La verdad es que el mecanismo de fusión de los núcleos sólo puede operar hasta que se llega al hierro, que como se vio en el capítulo II es el elemento más estable.

En los núcleos más pesados, la repulsión de Coulomb entre los nucleones domina sobre las fuerzas nucleares y no permite la agregación de más protones, a menos de que se invierta energía. La manera de seguir creando elementos más pesados es por medio de la captura de neutrones, ya que éstos no tienen carga. Los neutrones se han ido formando en reacciones nucleares previas y están disponibles para continuar con la síntesis de los elementos. Una vez que un neutrón es incorporado a un núcleo puede transformarse en protón mediante el decaimiento beta emitiendo un electrón y un neutrino, y de esta manera seguir formando núcleos con mayores cargas. Existe una gran variedad de reacciones de este tipo, que pueden darse siempre y cuando la temperatura y la presión sean suficientemente elevadas.

Aunque los elementos se sintetizan en el interior de las estrellas, pueden ser liberados al espacio interestelar hacia el final de la vida de éstas. Lo anterior ocurre especialmente en las estrellas de gran masa, pues normalmente terminan su existencia cuando la temperatura central aumenta tanto que se vuelven inestables y estallan, expulsando la mayor parte de su masa como materia y energía. A una estrella en esta última fase de su evolución se le llama supernova, ya que aparece en el cielo de un día para otro, como una “nueva” estrella muy brillante. La materia expulsada de esta manera puede ser condensada posteriormente para formar estrellas de segunda generación (y posiblemente planetas) que ya contienen elementos pesados.

Todo lo que se ha descrito en este capítulo en relación a las reacciones nucleares está basado en teorías y experimentos realizados en el laboratorio, pero es difícil comprobar su validez directamente de la observación de las estrellas. Aunque no podemos ver su interior, nos gustaría tener alguna evidencia de que en realidad los procesos ocurren tal como se piensa. La única oportunidad que se tiene de recibir información directa de lo que está sucediendo en el interior del Sol es a través de los neutrinos que se producen en algunas de las reacciones. Esto se debe a que estas partículas interactúan muy débilmente con la materia y por ello pueden atravesar todo el Sol sin ser afectadas, y llegar a la Tierra. Se puede entonces tratar de detectar los neutrinos provenientes del Sol y medir su número y su energía, para ver si coinciden con lo que se espera de la teoría de las reacciones nucleares.

Estos experimentos ya se han estado realizando desde hace más de 20 años, pero son muy delicados debido a que no es fácil detectarlos precisamente por su débil interacción con la materia; sólo es posible hacerlo con aquellos neutrinos que tienen energías mayores que un cierto valor. Los resultados han sido parcialmente satisfactorios, ya que, aunque sí se detectan algunos neutrinos, lo que indica que sí hay reacciones de fusión en el Sol, su cantidad es menor que la esperada. Este problema se ha estado tratando de resolver de varias maneras, tanto mejorando las mediciones, como modificando los modelos de fusión en el Sol, pero todavía no hay una respuesta convincente.

Fuente: http://bibliotecadigital.ilce.edu.mx/

C. Marco

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